As fusões binárias de estrelas de nêutrons são necessárias para explicar a abundância de ouro?

O item Notícias da NPR, Astrônomos, encontra ouro gravitacional ao colidir estrelas de nêutrons menciona e cita " Daniel Kasen , astrofísico teórico da Universidade da Califórnia, Berkeley:"

Ele passou tarde da noite assistindo os dados chegarem e disse que as estrelas em colisão expeliram uma grande nuvem de detritos.

"Esses detritos são coisas estranhas. São ouro e platina, mas estão misturados com o que você chamaria de lixo radioativo comum, e há uma grande nuvem de lixo radioativo que começa a crescer rapidamente no local da fusão", diz Kasen. "Começa pequeno, do tamanho de uma cidade pequena, mas está se movendo tão rápido - alguns décimos da velocidade da luz - que depois de um dia é uma nuvem do tamanho do sistema solar".

Segundo suas estimativas, essa colisão de estrelas de nêutrons produziu cerca de 200 massas terrestres de ouro puro e talvez 500 massas terrestres de platina. "É uma quantidade ridiculamente grande em escalas humanas", diz Kasen. Ele pessoalmente tem uma aliança de platina e observa que "é uma loucura pensar que essas coisas que parecem muito distantes e meio exóticas realmente afetam o mundo e nós de uma maneira íntima".

A fusão de binários de estrelas de nêutrons foi necessária para explicar a abundância de elementos pesados, como ouro e platina, ou isso é apenas um item anedótico? Qual a importância das estrelas binárias de nêutrons para a abundância de elementos pesados, como o ouro? Existe um artigo em particular ou notável que eu possa ler sobre isso?

Eu já li essa resposta, mas estou procurando uma explicação melhor da necessidade desse tipo de fusão para explicar as abundâncias. Tenho certeza de que não há nada em qualquer evento de raios gama observado que mostre linhas espectrais de ouro ou qualquer elemento pesado identificável (devido ao incrível alargamento do doppler), portanto a conexão deve realmente vir de simulações.

A criação de alguns elementos ricos em nêutrons muito pesados, como ouro e platina, requer a rápida captura de nêutrons. Isso ocorrerá apenas em condições densas e explosivas, onde a densidade de nêutrons livres é grande. Durante muito tempo, as teorias e os locais concorrentes para o processo r estão dentro de supernovas de colapso do núcleo e durante a fusão de estrelas de nêutrons.

Meu entendimento é que tornou-se cada vez mais difícil para as supernovas produzir (em modelos teóricos) elementos suficientes do processo r para corresponder à quantidade e proporções detalhadas de abundância dos elementos do processo r no sistema solar (ver, por exemplo, Wanajo et al. 2011 ; Arcones & Thielmann 2012 ). As condições necessárias, particularmente um ambiente muito rico em nêutrons nos ventos movidos a neutrinos, simplesmente não estão presentes sem o ajuste fino dos parâmetros (veja abaixo).

Em vez disso, os modelos que invocam fusões de estrelas de nêutrons são muito mais robustos às incertezas teóricas e produzem com sucesso elementos do processo r. O ponto de interrogação parece estar apenas acima de sua frequência em vários momentos na evolução de uma galáxia e exatamente quanto material enriquecido é ejetado.

O anúncio do GW170817 torna tudo isso mais plausível. Uma fusão de estrelas de nêutrons foi vista. O comportamento da emissão óptica e de infravermelho após o evento corresponde às expectativas de mesclar modelos de estrelas de nêutrons (por exemplo, Pian et al. 2017 ; Tanvir et al. 2017 ). Destaca-se a opacidade em desenvolvimento e o desbotamento no azul e no visível, com o espectro sendo dominado pelo infravermelho com amplas características espectrais. Essa é a expectativa para uma nuvem em expansão de material fortemente poluída pela presença de lantanídeos e outros elementos do processo r ( Chornock et al. 2017 ). O acordo razoável entre as observações e os modelos sugere que, de fato, uma grande quantidade de elementos do processo r foi produzida nessa explosão.

Ir daí para a alegação de que a origem do ouro está resolvida (como reivindicado na conferência de imprensa) é um passo longe demais. A quantidade de material do processo r produzido tem grandes incertezas e depende do modelo. A taxa de fusões é restrita apenas a uma ordem de magnitude no universo local e não é medida / conhecida no universo primitivo. O que se poderia dizer é que esse canal para a produção de r-processos foi observado diretamente e, portanto, deve ser levado em consideração.

Por outro lado, a produção de r-process pelo canal de supernova ainda não está descartada. Algumas simulações, pelo menos, que envolvem rotação e campos magnéticos parecem ainda estar "no jogo" (por exemplo, Nishimura et al. 2016 ). Pode ser que a presença de material significativo do processo r em estrelas muito antigas com poucos metais exija um canal de supernova, pois a fusão de estrelas de nêutrons leva um tempo considerável para ocorrer (por exemplo, Cescutti et al. 2015 ; Cote et al. 2017 ) .

O quadro geral ainda é incerto. Uma análise de Siegel (2019) conclui que o melhor ajuste para as evidências disponíveis é que alguns tipos raros de supernovas de colapso do núcleo (conhecidas como "colapsares") ainda são a melhor aposta para explicar os elementos do processo r da Via Láctea. A principal evidência disso é a presença de aprimoramentos do Europium (um elemento do processo r) em algumas estrelas halo muito antigas e a tendência geral de diminuir a Eu / Fe com o aumento do Fe, sugerindo um local de produção mais semelhante ao elemento alfa para o r -process - ou seja, supernovas.